Kääpiö nova

U Gemini -tyyppiset kääpionovat tai tähdet ( U Gem , UG ) ovat yksi kataklysmisten muuttuvien tähtien tyypeistä [1]  - läheinen kaksoistähtijärjestelmä , jossa yksi komponenteista on valkoinen kääpiö , johon aine kerääntyy satelliitti. Ne muistuttavat klassisia nooveja siinä mielessä, että valkoinen kääpiö osallistuu jaksoittaisiin purkauksiin, mutta purkautumismekanismit ovat erilaisia: klassisissa nooveissa purkaus on seurausta lämpöydinreaktiosta ja kertyneen vedyn räjähdyksestä , kun taas moderni teoria ehdottaa, että kääpiönovan purkautuminen johtuu epävakaudesta akkretionaalisessa kiekossa, kun kiekossa oleva kaasu saavuttaa kriittisen lämpötilan, mikä johtaa viskositeetin muutokseen ja osa aineesta putoaa valkoisen kääpiön päälle, jolloin kääpiö vapautuu. suuri määrä energiaa [2] [3] .

Dwarf novaes ovat läheisiä binäärijärjestelmiä, jotka koostuvat K -M- kääpiöstä tai alijättiläisestä , jonka ulosvirtaus täyttää sen Roche -keilan , ja valkoisesta kääpiöstä, jota ympäröi akkretiolevy. Järjestelmän kiertoaika on 0,05 - 0,5 päivää. Yleensä havaitaan vain pieniä, joissain tapauksissa nopeita valonvaihteluita, mutta ajoittain järjestelmän kirkkaus kasvaa nopeasti useilla arvoilla ja palaa sitten useiden vuorokausien tai kuukauden tai useamman ajanjakson aikana. alkuperäinen tila. Kahden peräkkäisen purkauksen välit tietyllä tähtityypillä voivat vaihdella suuresti, mutta jokaiselle tähdelle on tunnusomaista jokin näiden intervallien keskiarvo, eli tämä tarkoittaa, että sykli vastaa jotakin keskimääräistä kirkkauden muutosamplitudia. Havaitaan myös säännöllisyys, mitä suurempi sykli, sitä suurempi amplitudi . Nämä järjestelmät ovat usein röntgenlähteitä . Järjestelmän spektri pienimmällä valovoimalla on jatkuva, ja siinä on leveät vedyn ja heliumin emissioviivat . Suurimmalla valovoimalla nämä viivat melkein katoavat tai niistä tulee matalia absorptioviivoja . Jotkut näistä systeemeistä ovat pimentämässä, ehkä niiden pääasiallinen minimi johtuu "kuuman pisteen" pimennys, joka tapahtuu, kun ainetta putoaa akkretion kiekkosta valkoisen kääpiön pinnalle seuralaistähdestä [4] .

Valoisuuden muutoksen ominaisuuksien mukaan kääpiönovat voidaan jakaa kolmeen tyyppiin:

• tähdet, kuten SS Cygni ( SS Cygni , UGSS ), joille on ominaista kirkkauden lisääntyminen 2-6 metrin magnitudilla 1-2 päivässä ja palautuminen alkuperäiseen kirkkauteen seuraavien päivien aikana. Niiden vaihtelusykli vaihtelee 10 päivästä useisiin tuhansiin päiviin;
• tähdet, kuten SU ​​Ursae Majoris ( SU Ursae Majoris , UGSU ), jotka ovat kirkkaampia ja niissä on pidempiä "supersäihdytyksiä" normaalin purkauksen lisäksi. Niiden normaalit (lyhyet) purkaukset ovat samanlaisia ​​kuin SS Cygnus -tyypin tähdet, ja niiden "supermaksimit" ovat kirkkaampia 2 m magnitudeja ja kestävät yli viisi kertaa pidempään, mutta niitä esiintyy useita kertoja harvemmin. "Supermaksimaalisella" kirkkaudella valokäyrillä on päällekkäin jaksollisia "superhumpeita", joiden jaksot ovat lähellä kiertorataa ja amplitudin muutokset ovat noin 0,2-0,3 m suuruusluokkaa. Niiden kiertoaika on lyhyempi kuin 0,1 päivää; ja niillä on spektrityypin M kumppani. SU Ursa Major -tähdet voidaan jakaa ER Ursa Majoriin ja WZ Arrows -nuoleihin [5] .
• Z Kirahvityyppisissä tähdissä ( Z Camelopardalis , UGZ ) esiintyy myös syklisiä purkauksia, mutta joskus purkauksen jälkeen ne eivät palaa alkuperäiseen kirkkauteen, vaan pysyvät maksimin ja minimin välissä useiden jaksojen ajan. Niiden vaihtelujaksojen arvot ovat 10 - 40 päivää, kun taas kirkkauden muutosten amplitudit ovat 2 m - 5 m magnitudeja.

Kääpiönovat eroavat klassisista nooveista myös muilta osin. Niiden kirkkaus on pienempi ja niiden kirkkauden muutosjaksot yleensä vaihtelevat useista päivistä vuosikymmeniin [2] . Soihdun kirkkaus kasvaa jokaisella toistovälillä, ja myös niiden kiertoaika kasvaa, koska aineen kertymisen aikana osa siitä putoaa valkoisen kääpiön päälle ja osa sinkoutuu avaruuteen kuljettaen pois kiertomomentin . Hubble-avaruusteleskoopin viimeaikaiset tutkimukset osoittavat, että nämä kuviot voivat tehdä kääpiönoveista hyödyllisiä vakiokynttilöitä kosmisten etäisyyksien mittaamiseen [2] [3] .

Muistiinpanot

1. ↑ GCVS arkistoitu 23. lokakuuta 2019 Wayback Machinen muuttuvien tähtien yleisessä luettelossa
2. ↑ 1 2 3 CVnet: "Johdatus CV:ihin" Arkistoitu 26. helmikuuta 2008.
3. ↑ 1 2 "Kääpiökovien kalibrointi". Sky & Telescope , syyskuu 2003, s. kaksikymmentä.
4. ↑ U Geminorum tähti . Haettu 27. marraskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2019. (määrätön)
5. ↑ S.U. Ursae Majoris -tähti . Haettu 27. marraskuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 26. kesäkuuta 2012. (määrätön)